Космические лучи

КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ, поток заряженных частиц высокой энергии, которые приходят к Земле со всех направлений космического пространства и постоянно бомбардируют её атмосферу. В составе космических лучей преобладают протоны, имеются также электроны, ядра Не и более тяжёлых химических элементов (вплоть до ядер с зарядом Z ≈ 30; смотри таблицу). Наиболее многочисленны в космических лучах ядра Н и Не (около 85% и около 10% соответственно); доля других ядер невелика (не превышает 5%). Небольшую часть космических лучей составляют электроны и позитроны (менее 1%). Космическое излучение, падающее на границу земной атмосферы, содержит все стабильные заряженные частицы и ядра с временами жизни порядка 106 лет и более. По существу, истинно «первичными» космическими лучами можно называть только частицы, ускоренные в далёких астрофизических источниках, а «вторичными» - частицы, образовавшиеся в процессе взаимодействия первичных К. л. с межзвёздным газом. Так, электроны, протоны и ядра Не, С, О, Fe и др., синтезированные в звёздах, являются первичными. Напротив, ядра Li, Ве и В следует считать вторичными. Антипротоны и позитроны частично, если не полностью, являются вторичными.

Реклама

Космические лучиИстория исследования космических лучей. В начале 20 века в опытах с электроскопами и ионизационными камерами была обнаружена постоянная остаточная ионизация газов, вызываемая каким-то проникающим излучением. В отличие от излучения радиоактивных веществ окружающей среды, проникающее излучение не могли задержать даже толстые слои свинца. Внеземная природа обнаруженного проникающего излучения установлена в 1912 году (В. Гесс, Нобелевская премия, 1936) в экспериментах с ионизационными камерами на воздушных шарах. Было найдено, что с увеличением расстояния от поверхности Земли ионизация, вызываемая проникающим излучением, растёт. Его внеземное происхождение окончательно доказал Р. Милликен в 1923-26 в экспериментах по поглощению излучения атмосферой (именно он ввёл термин «космические лучи»).

Природа космических лучей вплоть до 1940-х годов оставалась неясной. В течение этого времени интенсивно развивалось ядерное направление исследований космических лучей (ядерно-физический аспект) - изучение взаимодействия космических лучей с веществом, образования вторичных частиц и их поглощения в атмосфере. Эти исследования, проводимые при помощи телескопов счётчиков, камер Вильсона и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц - позитрона (1932), мюона (1937), π-мезона (1947).

Систематические исследования влияния геомагнитного поля на интенсивность и направление прихода первичных космических лучей показали, что подавляющее большинство космических лучей имеет положительный заряд.

С этим связана  восточно-западная асимметрия космических лучей: из-за отклонения заряженных частиц в магнитном поле Земли с запада приходит больше частиц, чем с востока. Применение фотоэмульсий позволило установить ядерный состав первичных космических лучей (1948): были обнаружены следы ядер тяжёлых элементов, вплоть до железа. Первичные электроны в составе космических лучей впервые зарегистрированы в стратосферных измерениях лишь в 1961 году.

С конца 1940-х годов на передний план выдвинулись проблемы происхождения и временных вариаций космических лучей (космофизический аспект).

Общая характеристика космических лучей. Космические  лучи напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы которого практически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкие столкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред и подвергаются воздействию космических магнитных полей. Частицы космических лучей обладают огромной кинетической энергией (вплоть до Ек порядка 1021 эВ). Вблизи Земли подавляющую часть космических лучей составляют частицы с энергией от 106 эВ до 109 эВ, с дальнейшим ростом энергии поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии 1012 эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м2·с), а при Ек=1015 эВ – всего 1 частица/(м2·год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик [всего около 1 частицы/(см2·с)], плотность их энергии (около 1 эВ/см3) в пределах нашей Галактики сравнима с плотностью энергии суммарного электромагнитного излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетической энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что космические лучи должны играть большую роль во многих астрофизических процессах.

Другая важная особенность космических лучей - нетепловое происхождение их энергии. Действительно, даже при температуре 109 К, по-видимому близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц ≈ 3·105 эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергии свыше 106 эВ. Это означает, что космические лучи приобретают энергию путём ускорения в специфических астрофизических процессах плазменной и электромагнитной природы.

По своему происхождению космические лучи можно разделить на несколько групп:

1) космические лучи галактического происхождения (галактические космические лучи, ГКЛ); их источником является наша Галактика, в которой происходит ускорение частиц до энергий около 1018 эВ;

2) космические лучи метагалактического происхождения; они образуются в других галактиках и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии - свыше 1018 эВ;

3) солнечные космические лучи (СКЛ), генерируемые на Солнце или вблизи него во время солнечных вспышек и корональных выбросов массы; их энергия составляет от 106 до более 1010 эВ;

4) аномальные космические лучи (АКЛ), образующиеся в Солнечной системе на периферии гелиосферы; энергии частиц АКЛ находятся в пределах 1-100 МэВ/нуклон.

По содержанию ядер Li, Ве и В, которые образуются в результате взаимодействий ГКЛ с атомами межзвёздной среды, можно определить количество вещества Х, через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина Х примерно равна 5·10 г/см2. Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина Х связаны соотношением Х ≈ ρνt, где ρ - средняя плотность межзвёздной среды (порядка 10-24 г/см3), t - время блуждания космических лучей в этой среде, ν - скорость частиц. Величина ν для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света, и время их жизни составляет около 3·108 лет. (Время жизни ГКЛ определяется их выходом из Галактики либо поглощением за счёт неупругих взаимодействий с веществом межзвёздной среды.)

Попадая в атмосферу Земли, первичные космические лучи разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере химических элементов - N и О - и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как протоны (р), нейтроны (n), мезоны (μ), электроны (е), а также γ-кванты и нейтрино (ν). Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см2, т. е. выражать пробег частиц в г/см2 вещества атмосферы. Это значит, что после прохождения толщи атмосферы х (г/см2) пучком протонов с первоначальной интенсивностью I0 количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно I = I0ехр(-х/λ), где λ - средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег λ в воздухе равен примерно 70 г/см2; для ядер Не λ≈25 г/см2, для более тяжёлых ядер - ещё меньше. Первое столкновение с частицами атмосферы протоны испытывают в среднем на высоте 20 км (х≈70 г/см2). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см2, т. е. соответствует примерно 15 ядерным пробегам для протонов. Отсюда следует, что вероятность достичь поверхности Земли, не испытав столкновений, для первичной частицы ничтожно мала. Поэтому на поверхности Земли космические лучи обнаруживаются лишь по слабым эффектам ионизации, создаваемым вторичными частицами.

Методы изучения космических лучей. Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 1015 раз, то для их изучения приходится применять весьма разнообразные методы и приборы. При этом широко используется, например, аппаратура, установленная на спутниках и космических ракетах. В атмосфере Земли измерения проводятся с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на её поверхности - с помощью наземных установок. Некоторые из них достигают размеров в сотни квадратных километров и расположены либо высоко в горах, либо глубоко под землёй, либо на больших глубинах в океане, куда проникают вторичные мюоны высоких энергий. Непрерывную регистрацию космических лучей на поверхности Земли в течение более 50 лет осуществляет мировая сеть станций для изучения вариаций космических лучей - стандартные нейтронные мониторы и мюонные телескопы. Ценную информацию о ГКЛ и СКЛ дают наблюдения на специальных установках типа Баксанского комплекса для изучения широких атмосферных ливней (ШАЛ).

Основные типы детекторов, которые используются при изучении космических лучей, - фотоэмульсии и рентгеновские плёнки, ионизационные камеры, газоразрядные счётчики, счётчики нейтронов, черенковские и сцинтилляционные счётчики, твердотельные полупроводниковые детекторы, искровые и дрейфовые камеры.

Ядерно-физические исследования космических лучей проводятся в основном при помощи счётчиковых установок большой площади для регистрации ШАЛ. Ливни содержат огромное количество вторичных частиц, которые образуются при вторжении одной первичной частицы с энергией свыше 1015 эВ. Основная цель таких наблюдений - изучение характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при высоких энергиях. Наряду с этим, они дают информацию об энергетическом спектре космических лучей при энергиях 1015-1020 эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.

Поток частиц с энергией около 1020 эВ, изучаемый методами ШАЛ, очень мал. Например, на 1 м2 на границе атмосферы за 1 миллион  лет падает лишь одна частица с Ε ≈ 1019 эВ. Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади, покрытые детекторами. На гигантских установках по регистрации ШАЛ было зарегистрировано, по разным оценкам, от 10 до 20 событий, порождённых частицами с максимальными энергиями до 3·1020 эВ.

Вариации космических лучей с энергиями порядка 109-1012 эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов, мюонных телескопов и других детекторов. Однако наземные установки из-за атмосферного поглощения нечувствительны к частицам с энергией менее 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30-35 км.

Внеатмосферные измерения потока космических лучей с энергией 1-500 МэВ осуществляют при помощи геофизических ракет, ИСЗ и космических зондов. Прямые наблюдения космических лучей в межпланетном пространстве, начатые в 1960-х годах на орбите Земли (вблизи плоскости эклиптики), с 1994 проводятся над полюсами Солнца (КА «Улисс»). Космические зонды «Вояджер-1» и «Вояджер-2», запущенные в 1977, уже достигли пределов Солнечной системы. Так, первый из этих КА пересёк границу гелиосферы в 2004, второй - в 2007. С 2008 оба КА, по-видимому, движутся в облаке межзвёздной пыли, в которое погружена Солнечная система.

Ряд ценных результатов дал метод космогенных изотопов, образующихся при взаимодействии космических лучей с метеоритами и космической пылью, с поверхностью Луны, планет, с атмосферой или веществом Земли. Космогенные изотопы несут информацию о вариациях космических лучей в прошлом и о солнечно-земных связях. Например, по содержанию радионуклида 14С в годичных кольцах деревьев можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении последних нескольких тысяч лет. По другим долгоживущим нуклидам (10Ве, 26Al, 53Мn и др.), содержащимся в метеоритах, лунном грунте, в глубоководных морских отложениях, можно восстановить картину изменений интенсивности космических лучей за миллионы лет.

С развитием космической техники и радиохимических методов анализа стало возможным изучение характеристик космических лучей по их трекам (следам) в веществе. Треки образуются ядрами космических лучей в метеоритах, лунном веществе, в специальных образцах-мишенях, экспонируемых на ИСЗ и возвращаемых на Землю, и т. п. Используется также косвенный метод изучения космических лучей по эффектам ионизации, вызываемым ими в нижней части ионосферы, особенно в полярных широтах. Эти эффекты существенны главным образом при вторжении в атмосферу СКЛ.

Происхождение космических лучей. Из-за высокой изотропии космических лучей наблюдения у Земли не позволяют установить, где они образуются и как распределены во Вселенной. На эти вопросы впервые ответила радиоастрономия в связи с открытием космического синхротронного излучения в диапазоне частот 107-109 Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (порядка 109-1010 эВ) при их движении в магнитных полях Галактики. Такие электроны, являющиеся одним из компонентов космических лучей, занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактическим гало. В межзвёздных магнитных полях электроны движутся подобно другим заряженным частицам высокой энергии - протонам и более тяжёлым ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором космических лучей.

Кроме общего галактического синхротронного радиоизлучения, были обнаружены его дискретные источники: оболочки сверхновых звёзд, ядро Галактики, радиогалактики, квазары, активные ядра галактик и т.д. Естественно считать, что все эти объекты могут быть источниками космических лучей. Основным источником космических лучей внутри Галактики считаются взрывы сверхновых звёзд. Космические  лучи ускоряются ударными волнами, образующимися при этих взрывах. Максимальная энергия, которую могут приобрести частицы в таких процессах, составляет порядка 1016 эВ. Кроме того, часть космических лучей может ускориться до таких же энергий ударными волнами, распространяющимися в межзвёздной среде Галактики. Космические  лучи ещё больших энергий образуются в Метагалактике; одним из их источников могут быть ядра активных галактик.

В 1966 К. Грейзен (США), а также Г. Т. Зацепин и В. А. Кузьмин (СССР) высказали предположение, что спектр космических лучей при энергиях свыше 3·1019 эВ должен «обрезаться» (резко загибаться вниз) из-за взаимодействия высокоэнергетичных частиц с реликтовым излучением (так называемый GZK-эффект). Регистрация нескольких частиц с энергией порядка 1020 эВ может быть объяснена, если предположить, что источники этих частиц удалены от нас на расстояния не более 50 Мпк. В этом случае взаимодействие космических лучей с фотонами реликтового излучения практически не происходит из-за малого количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю. Данные, полученные в 2007 в рамках международного проекта «Оже», по-видимому, впервые указывают на существование GZK-эффекта при энергиях свыше 3·1019 эВ.

В начале 1970-х годов изучение ГКЛ малых энергий, проводимое с помощью КА, привело к открытию аномальной компоненты космических лучей. Её составляют не полностью ионизованные атомы Не, С, N, О, Ne и Ar. В области энергий от нескольких единиц до нескольких десятков МэВ/нуклон спектр частиц АКЛ существенно отличается от спектра ГКЛ: наблюдается возрастание потока частиц, связанное, как полагают, с ускорением ионов в ударной волне на границе гелиомагнитосферы и последующей диффузией этих частиц во внутренние районы гелиосферы. Кроме этого, распространённость элементов АКЛ значительно отличается от соответствующих величин для ГКЛ.

По данным на июнь 2008 года, полученным с борта КА «Вояджер-1», поток космических лучей по мере удаления от Солнечной системы постоянно растёт. Эти первые сведения о космических лучах непосредственно из межзвёздной среды поднимают новые вопросы об источниках и природе (механизмах генерации) аномальной компоненты космических лучей.

Механизмы ускорения космических лучей. Основным источником ГКЛ считаются взрывы сверхновых звёзд. Требования к энергетической мощности источников, генерирующих космические лучи, весьма высоки (мощность генерации космических лучей должна быть порядка 3·1033 Вт), так что обычные звёзды Галактики не могут им удовлетворять. Однако такая мощность может быть получена от взрывов сверхновых звёзд (В. Л. Гинзбург и С. И. Сыроватский, 1963).

Если во время взрыва выделяется энергия порядка 1044 Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30-100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 1035 Вт, и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.

Наиболее вероятный механизм ускорения ГКЛ до энергий порядка 1015 эВ (а возможно, и выше) - движение оболочки, сброшенной при взрыве сверхновой звезды, которое порождает в окружающей межзвёздной среде ударную волну. Диффузионное распространение заряженных частиц, захваченных в процесс ускорения, позволяет им многократно пересекать фронт ударной волны (Г. Ф. Крымский, 1977). Каждая пара последовательных пересечений увеличивает энергию частицы пропорционально уже достигнутой энергии, что и приводит к ускорению частиц. С увеличением числа пересечений фронта ударной волны растёт и вероятность покинуть область ускорения, так что по мере роста энергии количество частиц падает примерно по степенному закону, причём ускорение оказывается весьма эффективным, а спектр ускоренных частиц - весьма жёстким (~Е-2). При некоторых модельных допущениях предложенная схема даёт величину максимальной энергии порядка 1017Z эВ, где Z - заряд ускоренного ядра.

Среди других механизмов ускорения обсуждается, в частности, ускорение стоячей ударной волной при вращении нейтронной звезды с мощным магнитным полем (порядка 1012 Гс); максимальная энергия частиц при этом может достигать (1017- 1018)Z эВ, а время эффективного ускорения - 10 лет. Ускорение частиц возможно также в ударных волнах при столкновении галактик. Такое событие может осуществляться с частотой примерно 1 раз в 5·108 лет; максимально достижимая энергия оценивается как 3·1019Z эВ. К аналогичной оценке приводит и процесс ускорения ударными волнами в струях, генерируемых активными ядрами галактик. Наибольшие оценки (до энергий порядка 1021 эВ) можно получить в рамках модели космологического происхождения гамма-всплесков. Обсуждаются также сценарии, в которых космические лучи образуются в результате распадов или аннигиляции так называемых топологических дефектов (космической струны, монополи и т.д.), возникших в первые мгновения расширения Вселенной.

Проблемы и перспективы. Изучение космических лучей даёт ценные сведения об электромагнитных полях в различных областях космического пространства. Информация, «записанная» и «переносимая» частицами космических лучей на их пути к Земле, расшифровывается при исследовании вариаций космических лучей - пространственно-временных изменений потока космических лучей под влиянием динамических, электромагнитных и плазменных процессов в межзвёздном пространстве, внутри гелиосферы (в потоке солнечного ветра) и в окрестности Земли (в земной магнитосфере и атмосфере).

С другой стороны, в качестве естественного источника частиц высокой энергии космические лучи играют незаменимую роль при изучении строения вещества и взаимодействий между элементарными частицами. Энергии отдельных частиц космических лучей столь велики, что они ещё долго будут оставаться вне конкуренции по сравнению с частицами, ускоренными самыми мощными лабораторными ускорителями.

Космические  лучи имеют важное значение для изучения далёкого прошлого Земли (изменений климата, эволюции биосферы и т.д.), а также для решения некоторых практических задач (например, мониторинг и прогноз космической погоды, и обеспечение радиационной безопасности космонавтов).

В конце 20 - начале 21 века всё большее внимание привлекает возможная роль космических лучей в атмосферных и климатических процессах. Хотя плотность энергии космических лучей мала по сравнению с энергией различных атмосферных процессов, в некоторых из них космические лучи, по-видимому, играют решающую роль. В земной атмосфере на высотах менее 30 км космические лучи являются главным источником образования ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и образования водяных капель. Так, во время понижений интенсивности ГКЛ в области возмущений солнечного ветра в межпланетном пространстве, вызванных вспышками (так называемый эффект Форбуша), уменьшаются облачность и уровень выпадения осадков. После вспышек на Солнце и прихода СКЛ на Землю величина облачности и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и во втором случае составляют не менее 10%. После вторжения в полярные области Земли больших потоков ускоренных частиц от Солнца наблюдается изменение температуры верхних слоёв атмосферы. Космические  лучи активно участвуют также в образовании грозового электричества. В настоящее время усиленно изучается влияние космических лучей на концентрацию озона и на другие процессы в атмосфере.

Все перечисленные эффекты детально исследуются в рамках более общей проблемы солнечно-земных связей. Особый интерес представляет изучение механизмов этих связей, в частности триггерного механизма, при котором энергетически слабое первичное воздействие на неустойчивую систему приводит к многократному усилению вторичных эффектов (например, к развитию мощного циклона).

Лит.: Мирошниченко Л. И. Космические лучи в межпланетном пространстве. М., 1973; он же. Солнечная активность и Земля. М., 1981; Дорман Л. И. Экспериментальные и теоретические основы астрофизики космических лучей. М., 1975; Дорман И. В. Космические лучи: Исторический очерк. М., 1981; она же. Космические лучи, ускорители и новые частицы. М., 1989; Топтыгин И. Н. Космические лучи в межпланетных магнитных полях. М., 1983; Мурзин В. С. Введение в физику космических лучей. 3-е изд. М., 1988; Астрофизика космических лучей / Под редакцией В. Л. Гинзбурга. 2-е изд. М., 1990; Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Цюбер К. Астрофизика элементарных частиц. М., 2000; Капитонов И. М. Введение в физику ядра и частиц. 3-е изд. М., 2006; Черепащук А. М., Чернин А. Д. Вселенная, жизнь, черные дыры. Фрязино, 2007.

Л. И. Мирошниченко.